b"\n_START_ARTICLE_\nVenus' atmosf\xc3\xa6re\n_START_SECTION_\nSammensetning\n_START_PARAGRAPH_\nVenus' atmosf\xc3\xa6re best\xc3\xa5r stort sett av karbondioksid med en liten mengde nitrogen og noen andre sporstoffer. Mengden nitrogen er relativt liten sammenlignet med mengden karbondioksid, men siden atmosf\xc3\xa6ren er s\xc3\xa5 mye tykkere enn jordens er det totale nitrogeninnholdet dr\xc3\xb8yt fire ganger st\xc3\xb8rre enn p\xc3\xa5 jorden, selv om jordens nitrogen utgj\xc3\xb8r opp mot 78\xc2\xa0% av atmosf\xc3\xa6ren._NEWLINE_Atmosf\xc3\xa6ren inneholder en rekke interessante stoffer i sm\xc3\xa5 mengder. Dette inkluderer stoffer som er basert p\xc3\xa5 hydrogen som blant annet hydrogenklorid (HCl) og hydrogenfluorid\xc2\xa0(HF). Der finnes ogs\xc3\xa5 karbonmonoksid, vanndamp og molekyl\xc3\xa6rt oksygen. Hydrogen er relativt en mangelvare i atmosf\xc3\xa6ren p\xc3\xa5 Venus. En stor mengde av planetens hydrogen antas \xc3\xa5 ha forsvunnet ut i verdensrommet mens det resterende stort sett er bundet opp i svovelsyre (H\xe2\x82\x82SO\xe2\x82\x84) og hydrogensulfid (H\xe2\x82\x82S). Mangelen p\xc3\xa5 betydelige mengder hydrogen er p\xc3\xa5vist av D/H-forholdet m\xc3\xa5lt i atmosf\xc3\xa6ren. Forholdet er ca 0,0025, og er mye h\xc3\xb8yere enn de terrestriske verdiene p\xc3\xa5 1,6\xc3\x9710\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4. I tillegg er D/H-forholdet i den \xc3\xb8vre delen av atmosf\xc3\xa6ren 1,5 ganger h\xc3\xb8yere enn i hoveddelen av atmosf\xc3\xa6ren.\n_START_SECTION_\nSirkulasjon\n_START_PARAGRAPH_\nSirkulasjonen i troposf\xc3\xa6ren f\xc3\xb8lger den syklostrofiske tiln\xc3\xa6rmingen. Vindhastighetene er grovt bestemt av balansen av trykkgradienten og sentrifugalkraften i nesten rene sonale str\xc3\xb8mmer. I motsetning er sirkulasjonen i jordens atmosf\xc3\xa6re styrt av den geostrofiske balansen. Vindhastighetene p\xc3\xa5 Venus kan kun m\xc3\xa5les direkte i den \xc3\xb8vre troposf\xc3\xa6ren (tropopausen), fra 60\xe2\x80\x9370\xc2\xa0km h\xc3\xb8yde, som tilsvarer det \xc3\xb8vre skylaget. Skyenes bevegelser er vanligvis observert i den ultrafiolette delen av spekteret hvor kontrasten mellom skyene er den h\xc3\xb8yeste._NEWLINE_Den line\xc3\xa6re vindhastigheten p\xc3\xa5 dette niv\xc3\xa5et er omtrent 100\xc2\xa0\xc2\xb1\xc2\xa010\xc2\xa0m/s ved lavere enn 50\xc2\xb0 breddegrad. De er retrograde i den forstand at de bl\xc3\xa5ser i retning av den retrograde rotasjonen av planeten. Mot h\xc3\xb8yere breddegrader avtar vindene raskt f\xc3\xb8r de n\xc3\xa5r null ved polene. Slike sterke vinder i skytoppene for\xc3\xa5rsaker et fenomen kjent som superrotasjon av atmosf\xc3\xa6ren, med andre ord, disse h\xc3\xb8yhastighetsvindene sirkler rundt hele planeten raskere enn selve planeten roterer._NEWLINE_Denne superrotasjonen er differensial, noe som betyr at den ekvatoriale troposf\xc3\xa6ren superroterer saktere enn troposf\xc3\xa6ren ved midlere breddegrader. Vinden har ogs\xc3\xa5 en sterk vertikal gradient. De avtar dypt inne i troposf\xc3\xa6ren med en hastighet p\xc3\xa5 3\xc2\xa0m/s\xc2\xa0per\xc2\xa0km. Vindene n\xc3\xa6r overflaten g\xc3\xa5r mye tregere enn p\xc3\xa5 jorden. De beveger seg bare med noen f\xc3\xa5 kilometer per time (vanligvis mindre enn 2\xc2\xa0m/s og med et gjennomsnitt p\xc3\xa5 0,3\xe2\x80\x931,0\xc2\xa0m/s), men p\xc3\xa5 grunn av atmosf\xc3\xa6rens h\xc3\xb8ye tetthet ved overflaten er dette tilstrekkelig til \xc3\xa5 transportere st\xc3\xb8v og sm\xc3\xa5 steiner over overflaten, omtrent som en sakteg\xc3\xa5ende str\xc3\xb8m av vann._NEWLINE_Alle vinder p\xc3\xa5 Venus er til syvende og sist drevet av konveksjon. Varm luft stiger i ekvatorsonen hvor solvarmen er konsentrert, og str\xc3\xb8mmer til polene. En slik tiln\xc3\xa6rmet global omveltning av troposf\xc3\xa6ren kalles Hadley-sirkulasjon. Den meridionale luftbevegelsen er imidlertid mye tregere enn den sonale vinden. Hadleycellens grense mot polene g\xc3\xa5r n\xc3\xa6r \xc2\xb160\xc2\xb0 breddegrader, hvor luften begynner \xc3\xa5 stige og returnere til ekvator under skyene. Denne tolkningen st\xc3\xb8ttes av fordelingen av karbonmonoksid, som ogs\xc3\xa5 er konsentrert i n\xc3\xa6rheten av \xc2\xb160\xc2\xb0 breddegrader._NEWLINE_P\xc3\xa5 polsiden av Hadley-cellene er et annet m\xc3\xb8nster av sirkulasjon observert. I breddegradene 60\xc2\xb0\xe2\x80\x9370\xc2\xb0 eksisterer det kalde polare krager som karakteriseres ved temperaturer rundt 30\xe2\x80\x9340\xc2\xa0K lavere enn i den \xc3\xb8vre troposf\xc3\xa6ren i n\xc3\xa6rliggende breddegrader. Den lavere temperaturen er trolig for\xc3\xa5rsaket av oppstr\xc3\xb8mning av luften i dem og den p\xc3\xa5f\xc3\xb8lgende adiabatiske avkj\xc3\xb8lingen. En slik tolkning st\xc3\xb8ttes av tettere og h\xc3\xb8yere skyer i kragene. Skyene ligger i 70\xe2\x80\x9372\xc2\xa0km h\xc3\xb8yde i kragene \xe2\x80\x93 5\xc2\xa0km h\xc3\xb8yere enn ved polene og ved lavere breddegrader. En sammenheng kan eksistere mellom de kalde kragene og h\xc3\xb8yhastighetsstr\xc3\xb8mmer ved midlere breddegrader hvor vindene bl\xc3\xa5ser s\xc3\xa5 raskt som 140\xc2\xa0m/s. Slike str\xc3\xb8mmer er en naturlig konsekvens av Hadley-sirkulasjonen og b\xc3\xb8r eksistere p\xc3\xa5 Venus mellom 55\xe2\x80\x9360\xc2\xb0 breddegrad._NEWLINE_Polarvirvler innenfor de kalde polarkragene er gigantiske orkanlignende stormer, fire ganger st\xc3\xb8rre enn deres jordiske paralleller. Hver virvel har to \xc2\xab\xc3\xb8yne\xc2\xbb \xe2\x80\x93 sentrene av rotasjonen som er forbundet med distinkte S-formede skystrukturer. Slike dobbelt\xc3\xb8yde strukturer kalles ogs\xc3\xa5 polare dipoler. Virvlene roterer med en periode p\xc3\xa5 ca. tre dager i retning av den generelle superrotasjon for atmosf\xc3\xa6ren. De line\xc3\xa6re vindhastighetene er 35\xe2\x80\x9350\xc2\xa0m/s n\xc3\xa6r ytterkantene og null ved polene. Temperaturen i skytoppene i de polare virvlene er mye h\xc3\xb8yere enn i de n\xc3\xa6rliggende polare kragene og n\xc3\xa5r 250\xc2\xa0K (\xe2\x88\x9223\xc2\xa0\xc2\xb0C)._NEWLINE_Polarvirvlene tolkes konvensjonelt som antisykloner med nedstr\xc3\xb8mning i sentrum og oppstr\xc3\xb8mning i de kalde polarkragene. Denne typen sirkulasjon ligner de polare antisyklone virvelbevegelsene p\xc3\xa5 jorden, spesielt den ene funnet over Antarktika. Observasjoner i de ulike infrar\xc3\xb8de atmosf\xc3\xa6riske vinduene indikerer at den antisyklone sirkulasjonen n\xc3\xa6r polene kan trenge s\xc3\xa5 dypt ned som til 50\xc2\xa0km h\xc3\xb8yde, det vil si ned til bunnen av skyene._NEWLINE_Den polare, \xc3\xb8vre troposf\xc3\xa6ren og mesosf\xc3\xa6ren er ekstremt dynamiske; store, lyse skyer kan komme og forsvinne i l\xc3\xb8pet av noen f\xc3\xa5 timer. En slik hendelse ble observert av Venus Express mellom 9. og 13. januar 2008 da den s\xc3\xb8rlige polare regionen ble 30\xc2\xa0% lysere. Denne hendelsen ble trolig for\xc3\xa5rsaket av en injeksjon av svoveldioksid i mesosf\xc3\xa6ren, som deretter kondenserte og dannet en lys dis. De to \xc3\xb8ynene i virvlene har enda tilgode \xc3\xa5 bli forklart._NEWLINE_Den f\xc3\xb8rste virvelen p\xc3\xa5 Venus ble oppdaget p\xc3\xa5 nordpolen av Pioneer Venus-prosjektet i 1978. Den andre store \xc2\xabdobbelt\xc3\xb8yde\xc2\xbb polarvirvelen ved s\xc3\xb8rpolen ble oppdaget sommeren 2006 av Venus Express, uten \xc3\xa5 gi nye overraskelser.\n_START_SECTION_\n\xc3\x98vre atmosf\xc3\xa6re og ionosf\xc3\xa6re\n_START_PARAGRAPH_\nMesosf\xc3\xa6ren strekker seg fra 65\xc2\xa0km til 120\xc2\xa0km i h\xc3\xb8yde, og termosf\xc3\xa6ren begynner rundt 120\xc2\xa0km og n\xc3\xa5r den \xc3\xb8vre grensen av atmosf\xc3\xa6ren (eksosf\xc3\xa6ren) i en h\xc3\xb8yde rundt 220\xe2\x80\x93350\xc2\xa0km. Eksosf\xc3\xa6ren er h\xc3\xb8yden hvor tverrsnittet\xc2\xa0mellom partiklene i atmosf\xc3\xa6ren blir s\xc3\xa5 lav at kollisjoner mellom partikler ikke har noen spesiell betydning for systemet._NEWLINE_Mesosf\xc3\xa6ren kan deles inn i en nedre del mellom 62\xe2\x80\x9373\xc2\xa0km og en \xc3\xb8vre del mellom 73\xe2\x80\x9395\xc2\xa0km. I det f\xc3\xb8rste laget er temperaturen nesten konstant p\xc3\xa5 230\xe2\x80\x93K (\xe2\x88\x9243\xc2\xa0\xc2\xb0C) og dette laget sammenfaller med det \xc3\xb8vre skydekket. I det andre laget begynner temperaturen \xc3\xa5 avta igjen og n\xc3\xa5r ca 165\xc2\xa0K (\xe2\x88\x92108\xc2\xa0\xc2\xb0C) i en h\xc3\xb8yde p\xc3\xa5 95\xc2\xa0km hvor mesopausen begynner. Det er den kaldeste delen av atmosf\xc3\xa6rens dagside. I dagsiden av mesopausen, som fungerer som en grense mellom mesosf\xc3\xa6ren og termosf\xc3\xa6ren og ligger mellom 95\xe2\x80\x93120\xc2\xa0km, stiger temperaturen opp til en konstant verdi \xe2\x80\x93 rundt 300\xe2\x80\x93400\xc2\xa0K (27\xe2\x80\x93127\xc2\xa0\xc2\xb0C) \xe2\x80\x93 som brer seg inn i termosf\xc3\xa6ren. I kontrast er termosf\xc3\xa6rens nattside det kaldeste stedet p\xc3\xa5 Venus med temperaturer s\xc3\xa5 lave som 100\xc2\xa0K (\xe2\x88\x92173\xc2\xa0\xc2\xb0C). Den blir ogs\xc3\xa5 kalt en kryosf\xc3\xa6re._NEWLINE_Sirkulasjonsm\xc3\xb8nstrene i den \xc3\xb8vre mesosf\xc3\xa6ren og termosf\xc3\xa6ren er helt forskjellige fra dem i den nedre atmosf\xc3\xa6ren. Ved h\xc3\xb8yder fra 90\xe2\x80\x93150\xc2\xa0km beveger luften seg fra dagsiden til nattsiden av planeten med oppstr\xc3\xb8mning over den solbelyste halvkulen og nedstr\xc3\xb8mning over den m\xc3\xb8rke halvkulen. Nedstr\xc3\xb8mning over nattsiden for\xc3\xa5rsaker adiabatisk oppvarming av luften som danner et varmt lag i en h\xc3\xb8yde p\xc3\xa5 90\xe2\x80\x93120\xc2\xa0km i mesosf\xc3\xa6ren p\xc3\xa5 nattsiden. Temperaturen i dette laget \xe2\x80\x93 230\xc2\xa0K (\xe2\x88\x9243\xc2\xa0\xc2\xb0C) er langt h\xc3\xb8yere enn den typiske temperaturen funnet i nattsiden av temosf\xc3\xa6ren \xe2\x80\x93 100\xc2\xa0K (\xe2\x88\x92173\xc2\xa0\xc2\xb0C)._NEWLINE_Luften som sirkuleres fra dagsiden b\xc3\xa6rer ogs\xc3\xa5 oksygenatomer, som etter en rekombinasjon danner eksiterte molekyler av oksygen i den langlevde singlet-tilstanden (\xc2\xb9\xce\x94g), som s\xc3\xa5 avtar og sender ut infrar\xc3\xb8d str\xc3\xa5ling p\xc3\xa5 b\xc3\xb8lgelengde 1,27\xc2\xa0\xce\xbcm. Denne str\xc3\xa5lingen i omr\xc3\xa5det 90\xe2\x80\x93100\xc2\xa0km over overflaten er ofte observert fra bakken og romfart\xc3\xb8yer. Nattsiden av den \xc3\xb8vre mesosf\xc3\xa6ren og termosf\xc3\xa6ren er ogs\xc3\xa5 kilden til non-LTE (non-local thermodynamic equilibrium) utslipp av CO\xe2\x82\x82 og NO-molekyler som er ansvarlig for den lave temperaturen p\xc3\xa5 nattsiden i termosf\xc3\xa6ren._NEWLINE_Venus Express-sonden har gjennom stjerneokkultasjon vist at det atmosf\xc3\xa6riske diset strekker mye lengre opp p\xc3\xa5 nattsiden enn p\xc3\xa5 dagsiden. P\xc3\xa5 dagsiden har skydekket en tykkelse p\xc3\xa5 20\xc2\xa0km og strekker seg opp til ca. 65\xc2\xa0km, mens p\xc3\xa5 nattsiden n\xc3\xa5r skydekket i en form av en tykk dis opp til 90\xc2\xa0km \xe2\x80\x93 godt inn i mesosf\xc3\xa6ren, og fortsetter til 105\xc2\xa0km som en gjennomsiktig dis._NEWLINE_Venus har en utvidet ionosf\xc3\xa6re som ligger i h\xc3\xb8yder p\xc3\xa5 120\xe2\x80\x93300\xc2\xa0km, og som nesten sammenfaller med termosf\xc3\xa6ren. Det h\xc3\xb8ye niv\xc3\xa5et av ionisering blir opprettholdt kun over planetens dagside. Over nattsiden er konsentrasjonen av elektroner nesten null. Ionosf\xc3\xa6ren best\xc3\xa5r av tre lag: v1 mellom 120\xe2\x80\x93130\xc2\xa0km, v2 mellom 140\xe2\x80\x93160\xc2\xa0km og v3 mellom 200\xe2\x80\x93250\xc2\xa0km. Der kan v\xc3\xa6re et ekstra lag n\xc3\xa6r 180\xc2\xa0km. Den maksimale tettheten i elektronvolumet (antall elektroner i \xc3\xa9n enhet av volum) 3\xc3\x9710\xc2\xb9\xc2\xb9\xc2\xa0m\xe2\x81\xbb\xc2\xb3 blir n\xc3\xa5dd i v2-laget, n\xc3\xa6r det subsolare punktet._NEWLINE_Den \xc3\xb8vre grensen for ionosf\xc3\xa6ren \xe2\x80\x93 ionopausen ligger i h\xc3\xb8yden 220\xe2\x80\x93375\xc2\xa0km og skiller plasmaen fra den planetariske opprinnelsen fra den induserte magnetosf\xc3\xa6ren. De viktigste ioniske artene i v1 og v2-lagene er O\xe2\x82\x82\xe2\x81\xba-ioner, mens v3 best\xc3\xa5r av O\xe2\x81\xba-ioner. Den ionosf\xc3\xa6riske plasmaen er observert \xc3\xa5 v\xc3\xa6re i bevegelse; solar fotoionisering p\xc3\xa5 dagsiden og rekombinasjon av ioner p\xc3\xa5 nattsiden er prosessene som i hovedsak gj\xc3\xb8r at plasmaen akselererer til de observerte hastighetene. Plasmastr\xc3\xb8mmene synes \xc3\xa5 v\xc3\xa6re tilstrekkelig til \xc3\xa5 opprettholde ionosf\xc3\xa6ren p\xc3\xa5 nattsiden ved eller n\xc3\xa6r den observerte medianverdien for ionetettheter.\n_START_SECTION_\nIndusert magnetosf\xc3\xa6re\n_START_PARAGRAPH_\nVenus mangler et iboende magnetfelt. Dette er sannsynligvis relatert til planetens langsomme rotasjon eller mangel p\xc3\xa5 konveksjon i mantelen. Venus har bare en indusert magnetosf\xc3\xa6re dannet av solens magnetfelt, brakt dit av solvinden. Denne prosessen kan forst\xc3\xa5s som feltlinjer innpakket rundt en hindring \xe2\x80\x93 Venus i dette tilfellet. Den induserte magnetosf\xc3\xa6ren til Venus har et buesjokk, magnetosheath, magnetopause og magnetohale med str\xc3\xb8mningssjiktet._NEWLINE_Ved det subsolare punktet st\xc3\xa5r buesjokket 1900\xc2\xa0km (0,3 R\xe1\xb5\xa5, hvor R\xe1\xb5\xa5 er Venus' radius) over overflaten. Denne avstanden ble m\xc3\xa5lt i 2007 n\xc3\xa6r solaktivitetens minimum. N\xc3\xa6r solaktivitetens maksimum kan den v\xc3\xa6re flere ganger lengre unna planeten. Magnetopausen ligger i en h\xc3\xb8yde av 300\xc2\xa0km, og den \xc3\xb8vre grensen for ionosf\xc3\xa6ren (ionopausen) er n\xc3\xa6r 250\xc2\xa0km. Mellom magnetopausen og ionopausen finnes det en magnetisk barriere \xe2\x80\x93 en lokal forsterkning av magnetfeltet som forhindrer solplasma \xc3\xa5 trenge dypere inn i atmosf\xc3\xa6ren, i det minste n\xc3\xa6r solaktivitetens minimum. Magnetfeltet i barrieren n\xc3\xa5r opp til 40\xc2\xa0nT. Magnetohalen fortsetter opp til ti radier fra planeten. Den er det mest aktive delen av magnetosf\xc3\xa6ren og der finnes hendelser av gjenforbindelser og partikkelakselerasjon. Energien til elektronene og ionene i magnethohalen er henholdsvis rundt 100\xc2\xa0ev og 1\xc2\xa0000\xc2\xa0ev._NEWLINE_P\xc3\xa5 grunn av mangelen p\xc3\xa5 det indre magnetiske feltet p\xc3\xa5 Venus penetrerer solvinden relativt dypt inn i planetens eksosf\xc3\xa6re og for\xc3\xa5rsaker betydelige tap av atmosf\xc3\xa6re. Tapet skjer hovedsakelig via magnetohalen og hovedsakelig er det ionetypene  O\xe2\x81\xba, H\xe2\x81\xba og He\xe2\x81\xba som g\xc3\xa5r tapt. Forholdet mellom tapet av hydrogen og oksygen er rundt 2 (det vil si nesten st\xc3\xb8kiometrisk) og indikerer det p\xc3\xa5g\xc3\xa5ende tapet av vann.\n_START_SECTION_\nMuligheter for liv\n_START_PARAGRAPH_\nP\xc3\xa5 grunn av de t\xc3\xb8ffe overflateforholdene er lite av planeten utforsket. Det at livet slik vi kjenner det i dag ikke n\xc3\xb8dvendigvis er det samme i andre deler av universet kombinert med at omfanget av liv p\xc3\xa5 jorden ikke er fullt ut kjent, gj\xc3\xb8r det mulig at andre former for liv kan eksistere. Ekstremofiler lever p\xc3\xa5 jorden i ekstreme habitater. Termofiler og hypertermofiler trives ved temperaturer over kokepunktet for vann, acidofile trives med et pH-niv\xc3\xa5 p\xc3\xa5 3 eller lavere, polyekstremofile kan overleve en rekke varierte ekstreme forhold og en rekke andre ekstremofiler eksisterer p\xc3\xa5 jorden._NEWLINE_Liv kan ogs\xc3\xa5 eksistere utenfor det ekstremofile omr\xc3\xa5det i skytoppene. Liksom bakterier lever og reproduserer seg i skyer p\xc3\xa5 jorden, er det blitt foresl\xc3\xa5tt at liv kan eksistere i de samme omr\xc3\xa5dene p\xc3\xa5 Venus. Mikrober i den tykke, skyete atmosf\xc3\xa6ren kan v\xc3\xa6re beskyttet fra solstr\xc3\xa5ling av svovelforbindelser i luften._NEWLINE_Atmosf\xc3\xa6ren er tilstrekkelig ute av likevekt til \xc3\xa5 kreve ytterligere unders\xc3\xb8kelser. Analyser av data fra Venera, Pioneer og Magellan viste hydrogensulfid (H\xe2\x82\x82S) og svoveldioksid (SO\xe2\x82\x82) sammen i den \xc3\xb8vre atmosf\xc3\xa6ren, samt karbonylsulfid (OCS). De f\xc3\xb8rste to gassene reagerer med hverandre, og antyder at noe produserer dem. I tillegg er karbonylsulfid eksepsjonelt vanskelig \xc3\xa5 produsere gjennom uorganiske midler. En av de tidlige Venera-sondene oppdaget store mengder klor like under skydekket p\xc3\xa5 Venus._NEWLINE_Det er blitt foresl\xc3\xa5tt at mikrober p\xc3\xa5 dette niv\xc3\xa5et kan suge opp ultrafiolett lys fra solen som en kilde til energi, som kan v\xc3\xa6re en mulig forklaring p\xc3\xa5 m\xc3\xb8rke flekker sett p\xc3\xa5 ultrafiolette bilder av planeten. Store, ikke-sf\xc3\xa6riske skypartikler har ogs\xc3\xa5 blitt oppdaget i skydekkene. Sammensetningen til disse er fremdeles ukjent.\n_START_SECTION_\nEvolusjon\n_START_PARAGRAPH_\nGjennom studier av den n\xc3\xa5v\xc3\xa6rende skystrukturen og overflatens geologi, kombinert med det faktum at solens lysstyrke har \xc3\xb8kt med 25\xc2\xa0% de siste 2,8\xc2\xa0milliarder \xc3\xa5rene, er det antatt at atmosf\xc3\xa6ren til Venus frem til for fire milliarder \xc3\xa5r siden var mer lik jordens atmosf\xc3\xa6re, med flytende vann p\xc3\xa5 overflaten. Den l\xc3\xb8pske drivhuseffekten kan ha blitt for\xc3\xa5rsaket av fordampning av overflatevann og den p\xc3\xa5f\xc3\xb8lgende fremveksten av drivhusgasser. Venus' atmosf\xc3\xa6re har derfor f\xc3\xa5tt mye oppmerksomhet fra de som studerer klimaendringer p\xc3\xa5 jorden._NEWLINE_Det er ingen geologiske former p\xc3\xa5 planeten som antyder tilstedev\xc3\xa6relse av vann over de siste milliarder \xc3\xa5r. Men det er ingen grunn til \xc3\xa5 anta at Venus var et unntak fra de prosessene som dannet jorden og ga den sitt vann i l\xc3\xb8pet av dens tidlige historie, muligens fra de opprinnelige bergartene som dannet planeten eller senere fra kometer. Det felles syn blant forskere er at vannet kunne ha eksistert p\xc3\xa5 overflaten for rundt 600\xc2\xa0millioner \xc3\xa5r siden f\xc3\xb8r det fordampet, andre forskere som David Grinspoon mener imidlertid at opptil 2\xc2\xa0milliarder \xc3\xa5r er troverdig.\n_START_SECTION_\nObservasjoner og m\xc3\xa5linger fra jorden\n_START_PARAGRAPH_\nI 1761 observerte den russiske polyhistoren Mikhail Lomonosov en ring av lys rundt Venus da den passerte solen og konkluderte med at Venus har en atmosf\xc3\xa6re. I 1940 beregnet Rupert Wildt at mengden av CO\xe2\x82\x82 i atmosf\xc3\xa6ren ville heve overflatetemperaturen til over kokepunktet for vann. Dette ble bekreftet da Mariner 2 foretok radiometerm\xc3\xa5linger av temperaturen i 1962. I 1967 bekreftet Venera 4 at atmosf\xc3\xa6ren hovedsakelig bestod av karbondioksid._NEWLINE_Den \xc3\xb8vre atmosf\xc3\xa6ren kan m\xc3\xa5les fra jorden n\xc3\xa5r planeten krysser solen i en sjelden hendelse som kalles en Venuspassasje. Siste gang solen passerte Venus fant sted i 2004. Ved hjelp av kvantitativ astronomisk spektroskopi var vitenskapsfolk i stand til \xc3\xa5 analysere sollys som passerte gjennom atmosf\xc3\xa6ren og \xc3\xa5 avsl\xc3\xb8re kjemikalier i den. Siden teknikken med \xc3\xa5 analysere lys for \xc3\xa5 finne informasjon om en planets atmosf\xc3\xa6re f\xc3\xb8rst hadde gitt resultater i 2001, var dette f\xc3\xb8rste muligheten til \xc3\xa5 f\xc3\xa5 konkluderende resultater om atmosf\xc3\xa6ren p\xc3\xa5 denne m\xc3\xa5ten siden observasjoner av Venuspassasjer begynte. _NEWLINE_Venuspassasjen var en sjelden mulighet med tanke p\xc3\xa5 mangelen p\xc3\xa5 informasjon om atmosf\xc3\xa6ren mellom 65 og 85\xc2\xa0km. Passasjen i 2004 tillot astronomer \xc3\xa5 samle store mengder data, nyttige ikke bare for \xc3\xa5 bestemme sammensetningen av den \xc3\xb8vre atmosf\xc3\xa6ren p\xc3\xa5 Venus, men ogs\xc3\xa5 i raffinering av teknikker som brukes til \xc3\xa5 s\xc3\xb8ke etter ekstrasolare planeter. Atmosf\xc3\xa6ren av hovedsakelig CO\xe2\x82\x82 absorberer n\xc3\xa6r-infrar\xc3\xb8d str\xc3\xa5ling, noe som gj\xc3\xb8r den lett \xc3\xa5 observere. I l\xc3\xb8pet av passasjen i 2004 avsl\xc3\xb8rte absorpsjon i atmosf\xc3\xa6ren som en funksjon av b\xc3\xb8lgelengder muligheter for gasser i den h\xc3\xb8yden. Dopplerforskyvning av gasser gjorde det ogs\xc3\xa5 mulig \xc3\xa5 m\xc3\xa5le vindm\xc3\xb8nstre._NEWLINE_En Venuspassasje er en ekstremt sjelden hendelse. De tre siste passasjene fant sted 6. desember 1882, 8. juni 2004 og 6. juni 2012. Det vil g\xc3\xa5 105\xc2\xa0\xc3\xa5r f\xc3\xb8r neste Venuspassasje.\n_START_SECTION_\nFremtidig utforskning\n_START_PARAGRAPH_\nVenus Express-sonden er n\xc3\xa5 i bane rundt planeten og sonderer dypere inn i atmosf\xc3\xa6ren ved hjelp av infrar\xc3\xb8d bildespektroskopi i spektralomr\xc3\xa5det 1\xe2\x80\x935\xc2\xa0\xc2\xb5m. JAXAs sonde Akatsuki, som ble skutt opp i mai 2010, var ment \xc3\xa5 studere planeten i en periode p\xc3\xa5 to \xc3\xa5r, deriblant atmosf\xc3\xa6rens struktur og aktivitet, men den mislyktes i \xc3\xa5 komme inn i bane rundt Venus i desember 2010. Et av dens fem kameraer, kjent som \xc2\xabIR2\xc2\xbb vil v\xc3\xa6re i stand til \xc3\xa5 m\xc3\xa5le planetens atmosf\xc3\xa6re under det tykke skylaget i tillegg til dens bevegelser og utslipp av sporkomponenter. Med en variert bane fra 300 til 60\xc2\xa0000\xc2\xa0km vil den v\xc3\xa6re istand til \xc3\xa5 ta n\xc3\xa6rbilder av planeten og den kan ogs\xc3\xa5 bekrefte tilstedev\xc3\xa6relsen av b\xc3\xa5de aktive vulkaner s\xc3\xa5 vel som lyn._NEWLINE_Venus In-Situ Explorer, foresl\xc3\xa5tt av NASAs New Frontiers-program, er en foresl\xc3\xa5tt sonde som vil hjelpe til med \xc3\xa5 forst\xc3\xa5 prosessene p\xc3\xa5 planeten som har f\xc3\xb8rt til klimaendringer s\xc3\xa5 vel som \xc3\xa5 bane vei mot et senere oppdrag med \xc3\xa5 hente tilbake pr\xc3\xb8ver fra planeten._NEWLINE_Et annet fart\xc3\xb8y kalt Venus Mobile Explorer har blitt foresl\xc3\xa5tt av Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) for \xc3\xa5 studere sammensetningen og isotopiske m\xc3\xa5linger av overflaten og atmosf\xc3\xa6ren i rundt 90 dager. En dato for oppskytning er enda ikke fastsatt.\n_START_SECTION_\nForesl\xc3\xa5tte oppdrag\n_START_PARAGRAPH_\nEtter at romsonder oppdaget den harde naturen p\xc3\xa5 overflaten ble oppmerksomheten rettet mot andre m\xc3\xa5l, som Mars. Der har imidlertid v\xc3\xa6rt en rekke nylige forslag, og mange av disse involverer den lite kjente \xc3\xb8vre atmosf\xc3\xa6ren. Det sovjetiske Vega-programmet sendte to ballonger ned i atmosf\xc3\xa6ren i 1985, men disse var batteridrevne og varte bare i to jordd\xc3\xb8gn f\xc3\xb8r de gikk tomme for str\xc3\xb8m. Siden da har det ikke v\xc3\xa6rt noen utforskning av den \xc3\xb8vre atmosf\xc3\xa6ren. I 2002 foreslo NASA-entrepren\xc3\xb8ren Global Aerospace en ballong som ville v\xc3\xa6re i stand til \xc3\xa5 oppholde seg i den \xc3\xb8vre atmosf\xc3\xa6ren i hundrevis av jorddager, i motsetning til to._NEWLINE_En solflyver har ogs\xc3\xa5 blitt foresl\xc3\xa5tt av Geoffrey A. Landis, i stedet for en ballong, og ideen har v\xc3\xa6rt omtalt fra tid til annen siden tidlig p\xc3\xa5 2000-tallet. Venus har en h\xc3\xb8y albedo og reflekterer det meste av sollyset som treffer den slik at overflaten er relativ m\xc3\xb8rk. Den \xc3\xb8vre atmosf\xc3\xa6ren p\xc3\xa5 60\xc2\xa0km har en oppadg\xc3\xa5ende solintensitet p\xc3\xa5 90\xc2\xa0%, noe som betyr at solcellepaneler b\xc3\xa5de p\xc3\xa5 undersiden og oversiden av en sonde vil kunne brukes omtrent like effektivt. I tillegg vil den noe lavere tyngdekraften, det h\xc3\xb8yere lufttrykket og den langsomme rotasjonen som muliggj\xc3\xb8r evigvarende solenergi gj\xc3\xb8re denne delen av planeten perfekt for letning. Den foresl\xc3\xa5tte flyveren ville fungert best i en h\xc3\xb8yde hvor sollys, lufttrykk og vindstyrke vil muliggj\xc3\xb8re det \xc3\xa5 bli v\xc3\xa6rende i luften for evig, med noen dropp ned mot lavere h\xc3\xb8yder for et par timer av ganger f\xc3\xb8r den returnerte til h\xc3\xb8yere h\xc3\xb8yder._NEWLINE_Svovelsyren i skyene truer ikke et godt skjermet fart\xc3\xb8y i denne h\xc3\xb8yden, og \xc2\xabsolflyveren\xc2\xbb vil kunne m\xc3\xa5le omr\xc3\xa5det mellom 45 og 60\xc2\xa0km p\xc3\xa5 ubestemt tid s\xc3\xa5 lenge mekaniske feil eller uforutsette problemer ikke inntreffer. Landis har ogs\xc3\xa5 foresl\xc3\xa5tt at rovere lignende Spirit og Opportunity kunne utforsket overflaten, med den forskjellen at Venus-roverne ville v\xc3\xa6re \xc2\xabdumme\xc2\xbb rovere som styres av radiosignaler fra datamaskiner plassert i flyveren over. Det ville imidlertid kreve at deler som motorer og transistorer kunne motst\xc3\xa5 overflateforholdene, i motsetning til svakere deler som involverer mikroelektronikk som ikke er motstandsdyktige mot varme, trykk og sure forhold."